14.2. ИНТЕНСИВНОСТИ И ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ

Стандартной мерой количества энергии, собираемой телескопом, являются плотность потока равная энергии, падающей в секунду на единицу площади поверхности в единичной полосе частот и интенсивность излучения, равная плотности потока на единицу телесного угла от протяженного источника. В системе СИ плотность потока измеряется в а интенсивность — в В астрономии все еще используется система СГС, и тогда плотность потока измеряется в Типичные плотности потоков, измеряемые в астрономии, очень малы, и поэтому радиоастрономы ввели единицу называемую янский в честь одного из пионеров радиоастрономии. Более слабые потоки могут быть выражены в единицах милиянский и микроянский

В оптической астрономии понятие звездной величины было введено греческими астрономами, которые подразделяли звезды на шесть классов в зависимости от их блеска, воспринимаемого невооруженным глазом. Звезды были самыми слабыми объектами, видимыми невооруженным глазом. Эта система была поставлена на количественную основу Погсоном в 1854 г. Он показал, что шкала звездных величин является логарифмической по отношению к плотности потока и что шкала, введенная древними, может быть аппроксимирована следующим правилом: отношение блеска двух звезд разности равно 100. Тогда

где видимая звездная величина звезды. Величина измеряется в определенном интервале частот, скажем от до следовательно, Вообще говоря, наблюдения проводятся с использованием фильтра с определенной функцией пропускания которая описывает долю энергии, падающей на фильтр и проходящей в детектор, как функцию частоты. Таким образом, для данного фильтра Если для всех частот, т. е. наблюдения проводятся без фильтра и детектор может поглощать фотоны всех частот, то называется болометрическим потоком. Эта величина соответствует полному излучению, испущенному источником во всем диапазоне длин волн. Очевидно, что на практике звездная величина всегда ограничена некоторой конечной полосой частот.

Абсолютная звездная величина звезды есть ее видимая величина, если бы звезда находилась на расстоянии от нас. Таким образом, поскольку, согласно закону обратной пропорциональности квадрату расстояния,

где в парсеках. Значит, в логарифмическом масштабе является мерой светимости источника. Для звезд различной светимости

где — абсолютная звездная величина и плотность потока для Солнца, проинтегрированная по некоторому диапазону длин волн. Болометрическая светимость Солнца следовательно,

К сожалению, необходимо вводить понятия видимой и абсолютной звездных величин, которые используются только в оптической астрономии. В радиоастрономии используется система В настоящее время некоторые астрономы, ведущие наблюдения в оптическом диапазоне, используют единицу янский, быть может, в конце концов оптическая астрономия перейдет на эту единицу. Но сейчас мы должны применять описанную здесь систему.

На практике звездные величины измеряются в конечном диапазоне частот (или длин волн), определяемом функцией пропускания Почти до 1950 г. система включала визуальные, фотографические и болометрические звездные величины. В начале 50-х годов была введена система

Рис. 14.1. Схематическая диаграмма, показывающая кривые пропускания различных стандартных фильтров, которые часто используются в оптической астрономии, в зависимости от длины волны. Жирные линии — система продолженная до Тонкие линии голубой и красный фильтры обзора неба Паломарской обсерватории и Национального географического общества. Штриховые линии — полосы пропускания, применяемые на камере Шмидта (Великобритания): а - , b - , с - . Полосы — узкополосная цветная система Стрёмгрена (с любезного разрешения Макея).

Джонсона и Моргана, в которой точно определены функции пропускания Величина V примерно соответствует прежнему видимому Диапазону длин волн, а В (голубая область) — прежней фотографической звездной величине без ультрафиолетового диапазона. Величина соответствует ультрафиолетовой области. Функции пропускания системы показаны на рис. 14.1. Если записать эффективные длины волн и полосы пропускания для этих фильтров в виде то полосы в системе следующие: где длины волн даны в ангстремах. Ясно, что средняя энергия этих спектральных областей зависит от формы спектра, и особенно для точных измерений это следует тщательно учитывать.

Второй важный момент — начало отсчета системы звездных величин. Исторически было принято, что Вега — ярчайшая звезда в созвездии Лиры — имеет нулевую величину на всех длинах волн. В современной системе звездных величин используется это же начало отсчета. Соответствующая калибровка системы и других полос, описанных ниже, приведена в табл. 14.1 в единицах плотности потока для стандартной нулевой звездной величины.

Разность звездных величин: к называется показателем цвета. Очевидно, значения зависят от распределения

Таблица 14.1 (см. скан) Абсолютная калибровка нулевой звездной величины в различных стандартных полосах

энергии в спектре звезды. Звезды главной последовательности (разд. 16.1 ) ложатся на одну кривую на двухцветной диаграмме (рис. 14.2).

К сожалению, фотокатоды, используемые в системе (фотокатод 54), сейчас сильно устарели, хотя многие исследователи все еще пытаются привязать свои измерения к системе Когда необходимо получить фотометрическую точность порядка 1% этим методом следует пользоваться с осторожностью, иначе малые ошибки в эффективной форме полосы пропускания могут вызвать ошибки, зависящие от цвета. Чтобы свести к минимуму эту проблему, используются более узкие полосы, такие, как в системе Стрёмгрена, которая менее чувствительна к цвету объекта (рис. 14.1).

Разработаны системы звездных величин, которые охватывают диапазон длин волн вплоть до инфракрасного. Однако из-за слабости сигналов в этих диапазонах (здесь высокий уровень свечения ночного неба) и отсутствия высокочувствительных детекторов эти полосы очень широки и

Рис. 14.2. Двухцветная диаграмма для звезд главной последовательности (класс светимости V) и для сверхгигантов (класс светимости I) [16].

страдают теми же недостатками, что и полосы В обозначениях, введенных выше, эти величины будут выглядеть следующим образом: (табл. 14.1). Узкополосной системы цветов пока еще не существует.

В «Паломарском атласе неба» Национального географического общества были использованы фотопластинки, чувствительные к голубым и красным лучам. Обзор полностью охватывает небо к северу от склонения - 27° для Голубые пластинки близко соответствуют международной фотографической величине а красные чувствительны к длинам волн короче На Эти звездные величины связаны с величинами примерно следующим образом: (рис. 14.1).

Недавно появились новые мелкозернистые эмульсии, получившие широкое распространение во всем мире. В частности, с пластинками (или 127-04) можно достичь предельной звездной величины, значительно более слабой, чем в «Паломарском обзоре неба». Они применяются с большим успехом, например, в обзоре на английской 1,2-метровой камере Шмидта. Полосы пропускания перечисленных выше и новых инфракрасных фотопластинок в обзоре, проведенном на английской камере Шмидта, также показаны на рис. 14.1.